  | ||
| Beobachtungsdaten Epoche J2000.0 Equinox J2000.0 | ||
|---|---|---|
| Konstellation | Schütze | |
| Aufstieg nach rechts | 19 h 02 m 36.73024 s [1] | |
| Deklination | –29 ° 52 ′ 48.2279 ″ [1] | |
| Scheinbare Größe (V) | + 2,59 [2] (3,27 / 3,48) [3] | |
| Eigenschaften | ||
| Spektraltyp | A2.5 Va [4] | |
| U-B-Farbindex | + 0,05 [2] | |
| B-V-Farbindex | +0.08 [2] | |
| Astrometrie | ||
| Radialgeschwindigkeit (R v ) | +22 [5] km / s | |
| Richtige Bewegung (μ) [19659025] RA: +10.79 [1] mas / yr Dez .: +21.11 [1] mas / yr | ||
| Parallax (π) | 36.98 ± 0,87 [1] mas | |
| Abstand | 88 ± 2 ly (27,0 ± 0,6 pc) | |
| Absolute Größe (M V ) | 1.11 / 1.32 [19659039] Orbit [3] | |
| Zeitraum (P) | 21.00 ± 0.01 Jahre | |
| Semi-Major-Achse (a) | 0.489 ± 0.001 ″ | |
| Ezentrizität (e) | 0,211 ± 0,001 | |
| Neigung (i) | 111,1 ± 0,1 ° | |
| Länge des Knotens (Ω) | 74,0 ± 0,1 ° | |
| Periastron-Epoche ] (T) | 2005.99 ± 0.03 | |
| Argument von Periastron (ω) (sekundär) | 7.2 ± 0.6 ° | |
| Details [19659056] Masse | 5,26 ± 0,37 [3] M [1945 | |
| Oberflächenschwerkraft (log g ) | 3.90 [6] cgs [19659044] Temperatur | 8,799 [6] K |
| Rotationsgeschwindigkeit ( v sin i ) | 77 [7] km / s | |
| Zeitalter | 500 - 710 [3] Myr | |
| Andere Bezeichnungen | ||
Ascella, Sagittarii, Sgr, Zeta Sgr, 38 Sagittarii, CCDM J19026-2953AB, CPD-30 5798, GC 26161, HD 176687, HIP 93506 HR 7194, IDS 18562-3001 AB, PPM 269230, SAO 187600, WDS J19026-2953AB | ||
| Datenbankreferenzen | ||
| SIMBAD | data | |
Zeta Sagittarii () abgekürzt Zeta Sgr ζ Sgr ) ist ein Dreifachsternsystem und der dritthellste Stern im Sternbild Schütze. Basierend auf Parallaxemessungen ist es etwa 88 ly (27 pc) von der Sonne. [1]
Die drei Komponenten werden mit Zeta Sagittarii A (auch Ascella [8]) und bezeichnet. B die selbst ein binäres Paar bilden, und einen kleineren Begleitstern, C .
Nomenklatur [ edit ]
ζ Sagittarii (lateinisiert zu Zeta Sagittarii ) ist die Bayer-Bezeichnung des Systems. Die Bezeichnungen der beiden Komponenten als ζ Sagittarii A B und C leiten sich von der Konvention des Washington Multiplicity Catalogue (WMC) für Mehrsternsysteme ab. und von der International Astronomical Union (IAU) angenommen. [9]
Es trug den traditionellen Namen Ascola (19459059), aus einem lateinischen Wort für Achselhöhle . Im Sterne-Katalog des Calendarium von Al Achsasi al Mouakket wurde dieser Stern Thalath al Sadirah genannt, was in Latein als Tertia τού al Sadirah übersetzt wurde. , was bedeutet dritter wiederkehrender Strauß . [10] Im Jahr 2016 organisierte die International Astronomical Union eine Arbeitsgruppe für Sternnamen (WGSN) [11] um Eigennamen für Sterne zu katalogisieren und zu standardisieren. Das WGSN beschloss, den einzelnen Sternen statt ganzen Systemen mehrere Namen zuzuordnen. [12] Am 12. September 2016 genehmigte es den Namen Ascella für die Komponente Zeta Sagittarii A und ist nun in der Liste der Von IAU anerkannte Sternnamen. [8]
Dieser Stern bildet zusammen mit Gamma Sagittarii, Delta Sagittarii, Epsilon Sagittarii, Lambda Sagittarii, Sigma Sagittarii, Tau Sagittarii und Phi Sagittarii den Asterismus , [1945 ( Dǒu ), was Dipper bedeutet, bezieht sich auf einen Asterismus, bestehend aus Zeta Sagittarii, Phi Sagittarii, Lambda Sagittarii, Mu Sagittarii, Sigma Sagittarii und Tau Sagittarii . Infolgedessen ist Zeta Sagittarii selbst als 宿 1945 90 ( Dùu Sù yī Englisch: der erste Stern von Dipper .) Bekannt. [14]
Namesake [ edit ]
Ascella war ein Frachtschiff der United States Navy Crater-Klasse, das nach dem Stern benannt wurde.
Eigenschaften [ edit ]
Zeta Sagittarii hat eine kombinierte scheinbare visuelle Stärke von +2,59. [2] Es bewegt sich mit einer Radialgeschwindigkeit von 22 km s vom Sonnensystem weg −1 [5] und vor etwa 1,0 bis 1,4 Millionen Jahren lag sie innerhalb von 7,5 ± 1,8 ly (2,30 ± 0,55 pc) der Sonne. [15]
Die beiden Komponenten Zeta Sagittarii A und B kreisen jeweils andere über einen Zeitraum von 21 Jahren bei einer Exzentrizität von 0,211. Die kombinierte Masse des binären Paares beträgt das 5,26 ± 0,37-fache der Masse der Sonne [3] und ihre Sternklassifizierung ist A2,5 Va. A ist ein Spektralklasse A2-Riese mit einer scheinbaren Stärke von +3,27 und B ist ein A4-Subgiant mit scheinbarer Stärke von +3,48. Das Paar hat einen mittleren Abstand von 13,4 AE. [16]
Das binäre Paar hat einen schwachen Begleiter der 10. Größe, C, der in einem Abstand von 75 Bogensekunden von ihnen getrennt ist.
Referenzen [ edit ]
- ^ a b [19589103] c d d f van Leeuwen, F. (November 2007) ), "Validierung der neuen Hipparcos-Reduktion", Astronomie und Astrophysik 474 (2): 653–664, arXiv: 0708.1752 Bibcode: 2007A & A. ..474..653V, doi: 10.1051 / 0004-6361: 20078357
- ^ a b [19589103] c d Johnson, HL; et al. (1966). "UBVRIJKL-Photometrie der hellen Sterne". Mitteilungen des Mond- und Planetenlabors . 4 (99). Bibcode: 1966CoLPL ... 4 ... 99J.
- ^ a b c c d e f De Rosa, Robert J .; et al. (2011), "The VAST Survey - II. Überwachung der Umlaufbahn von A-Stern-Multiples", Monatliche Bekanntmachungen der Royal Astronomical Society 422 : 2765–2785, arXiv 1112.3666 Bibcode: 2012MNRAS.422.2765D, doi: 10.1111 / j.1365-2966.2011.20397.x
- ^ "* zet Sgr". SIMBAD . Centre de données astronomiques de Strasbourg . 2012-02-18 .
- ^ a b Wilson, E.E. (1953). Gesamtkatalog der radialen Stellargeschwindigkeiten . Carnegie Institute of Washington D.C. Bibcode: 1953GCRV..C ...... 0W
- ^ a b Gray, R. O .; et al. (Oktober 2003), "Beiträge zu nahegelegenen Sternen (NStars) Projekt: Spektroskopie von Sternen vor M0 innerhalb von 40 Parsecs: The Northern Sample. I.", The Astronomical Journal 126 (4): 2048–2059, arXiv: astro-ph / 0308182 Bibcode: 2003AJ .... 126.2048G, doi: 10.1086 / 378365
- Royer, F .; Zorec, J .; Gómez, AE (Februar 2007), "Rotationsgeschwindigkeiten von A-Sternen. III. Geschwindigkeitsverteilungen", Astronomie und Astrophysik 463 (2): 671–682, arXiv: astro-ph / 0610785 Bibcode: 2007A & A ... 463..671R, doi: 10.1051 / 0004-6361: 20065224
- ^ a 19659103] b "Naming Stars". IAU.org . 16. Dezember 2017 .
- ^ Hessman, F. V .; Dhillon, V. S .; Winget, D. E .; Schreiber, M. R .; Horne, K .; Marsh, T. R .; Guenther, E .; Schwope, A .; Heber, U. (2010). "Nach der Namenskonvention für Mehrsternsysteme und extrasolare Planeten". arXiv: 1012.0707 [astro-ph.SR]
- ^ Knobel, E. B. (Juni 1895). "Al Achsasi Al Mouakket, über einen Sternenkatalog im Calendarium von Mohammad Al Achsasi Al Mouakket". Monatliche Bekanntmachungen der Royal Astronomical Society . 55 : 430. Bibcode: 1895MNRAS..55..429K. doi: 10.1093 / mnras / 55.8.429.
- ^ IAU-Arbeitsgruppe für Sternnamen (WGSN) International Astronomical Union abgerufen 22. Mai 2016
- ^ "Dreijahresbericht der WG (2015-2018) - Sternnamen" (PDF) . p. 5 . 2018-07-14 .
- ^
"Teapot". constellation-guide.com . Abgerufen 2017-05-13 . - ^ (auf Chinesisch) AEEA (Ausstellungsaktivitäten und Schulungen in der Astronomie). ^ Dybczyński, PA (April 2006), "Simulierbare beobachtbare Kometen. III. Echte stellare Störungen der Oortwolke und ihrer Produktion", Astronomy and Astrophysics 449 (3 ): 1233–1242, Bibcode: 2006A & A ... 449.1233D, doi: 10.1051 / 0004-6361: 20054284
- ^ Kaler, James B., "ASCELLA (Zeta Sagittarii)", Stars University of Illinois abgerufen 2012-02-18
No comments:
Post a Comment